gravitace - Gravity

Gravity (z Latinské gravitas  ‚hmotnosti‘), nebo gravitace , je přirozený jev , jímž jsou všechny věci s hmotností nebo energie včetně přípravků planet , hvězd , galaxií a dokonce i světla • Jsou přitahována (nebo tíhnou směrem) jeden druhého. Na Zemi , gravitační dává váhu na fyzické objekty a Měsíce gravitace způsobí příliv oceánů. Gravitační přitažlivost původní plynné hmoty přítomné ve vesmíru způsobila, že se začala slučovat a tvořit hvězdy a způsobila, že se hvězdy seskupovaly do galaxií, takže gravitace je zodpovědná za mnoho rozsáhlých struktur ve vesmíru. Gravitace má nekonečný dosah, i když její účinky slábnou, jak se předměty vzdalují.

Gravitaci nejpřesněji popisuje obecná teorie relativity (navržená Albertem Einsteinem v roce 1915), která popisuje gravitaci nikoli jako sílu, ale jako důsledek pohybu hmot po geodetických liniích v zakřiveném časoprostoru způsobeném nerovnoměrným rozložením hmoty. Nejextrémnějším příkladem tohoto zakřivení časoprostoru je černá díra , ze které nemůže uniknout nic – ani světlo – jakmile překročí horizont událostí černé díry . Nicméně, pro většinu aplikací, gravitace je dobře aproximovat Newtonův gravitační zákon , který popisuje gravitaci jako síla způsobí nějaké dva subjekty, které mají být přitahovány k sobě, přičemž velikosti úměrné součinu jejich hmotností a nepřímo úměrná k čtverci o vzdálenost mezi nimi.

Gravitace je nejslabší ze čtyř základních interakcí fyziky, přibližně 10 38 krát slabší než silné interakce , 10 36 krát slabší než elektromagnetické síly a 10 29 krát slabší než slabé interakce . V důsledku toho nemá žádný významný vliv na úrovni subatomárních částic. Naproti tomu je to dominantní interakce v makroskopickém měřítku a je příčinou vzniku, tvaru a trajektorie ( orbity ) astronomických těles .

Současné modely částicové fyziky naznačují, že nejranější výskyt gravitace ve vesmíru, možná ve formě kvantové gravitace , supergravitace nebo gravitační singularity , spolu s obyčejným prostorem a časem , se vyvinul během Planckovy epochy (až 10–43 sekund po narození vesmíru), případně z prvotní stavu, jako je například falešné vakuum , kvantového vakua nebo virtuální částice , v současné době není známo způsobem. Současnou oblastí výzkumu jsou pokusy vyvinout teorii gravitace v souladu s kvantovou mechanikou , teorii kvantové gravitace , která by umožnila sjednocení gravitace do společného matematického rámce ( teorie všeho ) s dalšími třemi základními interakcemi fyziky. .

Historie gravitační teorie

Starověk

Starověký řecký filozof Archimedes objevil těžiště trojúhelníku. Předpokládal také, že pokud dvě stejná závaží nemají stejné těžiště, těžiště těchto dvou závaží dohromady by bylo uprostřed čáry, která spojuje jejich těžiště.

Římský architekt a inženýr Vitruvius v De Architectura předpokládal, že gravitace objektu nezávisí na hmotnosti, ale na jeho „povaze“.

Indický matematik-astronom Aryabhata nejprve identifikoval gravitaci, aby vysvětlil, proč se objekty při rotaci Země neotáčí, a Brahmagupta popsal gravitaci jako přitažlivou sílu a pro gravitaci použil výraz gurutvākarṣaṇ .

Vědecká revoluce

V polovině 16. století různí Evropané experimentálně vyvrátili aristotelskou představu, že těžší předměty padají rychleji. Na konci 16. století Galileo Galilei demonstroval předpoklad (možná jako myšlenkový experiment ), že dvě koule různých hmotností vypuštěné z věže padnou stejnou rychlostí. Spojením těchto znalostí s pečlivým měřením kuliček kutálejících se dolů po svahu Galileo pevně prokázal, že gravitační zrychlení je u všech objektů stejné. Galileo předpokládal, že odpor vzduchu je důvodem, proč objekty s nízkou hustotou a velkým povrchem padají do atmosféry pomaleji. V roce 1604 Galileo správně předpokládal, že vzdálenost padajícího předmětu je úměrná druhé mocnině uplynulého času.

Vztah vzdálenosti objektů ve volném pádu ke čtverci sledovaného času potvrdili italští jezuité Grimaldi a Riccioli v letech 1640 až 1650. Provedli také výpočet zemské gravitace pomocí záznamu kmitů kyvadla.

Newtonova teorie gravitace

Anglický fyzik a matematik, Sir Isaac Newton (1642-1727)

V roce 1679 napsal Robert Hooke anglickému matematikovi Isaacu Newtonovi o své hypotéze týkající se orbitálního pohybu, který částečně závisí na síle obrácené kvadrátem . V roce 1684 Hooke i Newton řekli Edmondu Halleymu , že prokázali zákon inverzní kvadratury pohybu planet. Hooke odmítl předložit své důkazy, ale Newton vytvořil De motu corporum in gyrum ('O pohybu těl na oběžné dráze'), ve kterém odvozuje Keplerovy zákony planetárního pohybu . Halley podporoval Newtonovu expanzi jeho práce do Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica ( Matematické principy přirozené filozofie ), ve kterém on předpokládá inverzní-právo čtverce univerzální gravitace.

Podle Newtona „odvodil, že síly, které udržují planety v jejich koulích, musí být recipročně jako druhé mocniny jejich vzdáleností od středů, kolem kterých se točí: a tak porovnal sílu potřebnou k udržení Měsíce v její kouli s gravitační síla na povrchu Země; a zjistil, že téměř odpovídají." Rovnice je následující:

Kde F je síla, m 1 a m 2 jsou hmotnosti interagujících objektů, r je vzdálenost mezi centry hmot a G je gravitační konstanta .

Newtonova teorie měla největší úspěch, když byla použita k předpovědi existence Neptunu na základě pohybů Uranu, které nemohly být vysvětleny činnostmi ostatních planet. Výpočty Johna Couche Adamse a Urbaina Le Verriera předpověděly obecnou polohu planety a Le Verrierovy výpočty vedly Johanna Gottfrieda Gallea k objevu Neptunu.

Nesoulad v orbitě Merkuru poukázal na nedostatky v Newtonově teorii. Na konci 19. století bylo známo, že jeho oběžná dráha vykazovala mírné poruchy, které nebylo možné zcela vysvětlit Newtonovou teorií, ale všechna pátrání po jiném rušivém tělese (jako je planeta obíhající Slunce ještě blíže než Merkur) byla ukončena. neplodný. Tento problém byl vyřešen v roce 1915 novou teorií obecné relativity Alberta Einsteina , která vysvětlovala malý rozdíl v orbitě Merkuru. Tento nesoulad byl posunem perihelia Merkuru o 42,98 úhlových sekund za století.

Ačkoli Newtonova teorie byla nahrazena obecnou teorií relativity Alberta Einsteina, většina moderních nerelativistických gravitačních výpočtů se stále provádí pomocí Newtonovy teorie, protože je jednodušší s ní pracovat a poskytuje dostatečně přesné výsledky pro většinu aplikací zahrnujících dostatečně malé hmotnosti, rychlosti a energie.

Princip ekvivalence

Princip ekvivalence , prozkoumaný řadou výzkumníků včetně Galilea, Loránda Eötvöse a Einsteina, vyjadřuje myšlenku, že všechny objekty padají stejným způsobem a že účinky gravitace jsou nerozeznatelné od určitých aspektů zrychlení a zpomalení. Nejjednodušší způsob, jak otestovat princip slabé ekvivalence, je pustit dva předměty různé hmotnosti nebo složení do vakua a zjistit, zda dopadnou na zem ve stejnou dobu. Takové experimenty ukazují, že všechny předměty padají stejnou rychlostí, když jsou ostatní síly (jako je odpor vzduchu a elektromagnetické efekty) zanedbatelné. Sofistikovanější testy používají torzní vyvážení typu vynalezeného Eötvösem. Satelitní experimenty, například STEP , jsou plánovány pro přesnější experimenty ve vesmíru.

Formulace principu ekvivalence zahrnují:

  • Princip slabé ekvivalence: Dráha hmotného bodu v gravitačním poli závisí pouze na jeho počáteční poloze a rychlosti a je nezávislá na jeho složení.
  • Einsteinův princip ekvivalence: Výsledek jakéhokoli lokálního negravitačního experimentu ve volně padající laboratoři je nezávislý na rychlosti laboratoře a její poloze v časoprostoru.
  • Silný princip ekvivalence vyžadující obojí výše.

Obecná teorie relativity

Dvourozměrná analogie časoprostorového zkreslení generovaného hmotou objektu. Hmota mění geometrii časoprostoru, tato (zakřivená) geometrie je interpretována jako gravitace. Bílé čáry nepředstavují zakřivení prostoru, ale místo toho představují souřadnicový systém uložený na zakřiveném časoprostoru, který by byl v plochém časoprostoru přímočarý .

V obecné relativitě jsou účinky gravitace připisovány zakřivení časoprostoru místo síly. Výchozím bodem pro obecnou relativitu je princip ekvivalence , který přirovnává volný pád k inerciálnímu pohybu a popisuje volně padající inerciální objekty jako zrychlené vzhledem k neinerciálním pozorovatelům na zemi. V Newtonově fyzice však k žádnému takovému zrychlení nemůže dojít, pokud alespoň jeden z objektů není ovládán silou.

Einstein navrhl, že časoprostor je zakřiven hmotou a že volně padající objekty se pohybují po lokálně přímých drahách v zakřiveném časoprostoru. Tyto přímé cesty se nazývají geodetika . Stejně jako první Newtonův pohybový zákon, Einsteinova teorie říká, že pokud na objekt působí síla, odchýlí se od geodetiky. Například už nesledujeme geodetiku ve stoje, protože mechanická odolnost Země na nás působí vzhůru a my jsme na zemi v důsledku toho neinerciální. To vysvětluje, proč je pohyb po geodeskách v časoprostoru považován za inerciální.

Einstein objevil rovnice pole obecné teorie relativity, které se týkají přítomnosti hmoty a zakřivení časoprostoru a jsou po něm pojmenovány. Tyto Einstein polní rovnice je sada 10 současně , nelineárních , diferenciálních rovnic . Řešení rovnic pole jsou součástí metrického tenzoru časoprostoru. Metrický tenzor popisuje geometrii časoprostoru. Geodetické cesty pro časoprostor jsou vypočítány z metrického tenzoru.

Řešení

Pozoruhodná řešení rovnic Einsteinova pole zahrnují:

Testy

Tyto testy obecné relativity zahrnuty následující:

  • Obecná relativita odpovídá za anomální periheliovou precesi Merkura .
  • Předpověď, že čas běží pomaleji při nižších potenciálech ( gravitační dilatace času ), byla potvrzena Pound-Rebkovým experimentem (1959), Hafele-Keatingovým experimentem a GPS .
  • Předpověď o vychýlení světla poprvé potvrdil Arthur Stanley Eddington ze svých pozorování během zatmění Slunce 29. května 1919 . Eddington změřil výchylky hvězdného světla dvojnásobek těch, které předpověděla Newtonova korpuskulární teorie, v souladu s předpověďmi obecné relativity. Jeho interpretace výsledků však byla později zpochybněna. Novější testy využívající rádiová interferometrická měření kvasarů procházejících za Sluncem přesněji a konzistentněji potvrdily odchylku světla na stupeň předpovídaný obecnou relativitou. Viz také gravitační čočka .
  • Zpoždění světla procházejícího poblíž masivní objekt byl poprvé identifikován Irwin I. Shapiro v roce 1964 v meziplanetární kosmické signálů.
  • Gravitační záření bylo nepřímo potvrzeno studiem binárních pulsarů . Dne 11. února 2016 oznámila spolupráce LIGO a Virgo první pozorování gravitační vlny.
  • Alexander Friedmann v roce 1922 zjistil, že Einsteinovy ​​rovnice mají nestacionární řešení (dokonce i v přítomnosti kosmologické konstanty ). V roce 1927 Georges Lemaître ukázal, že statická řešení Einsteinových rovnic, která jsou možná za přítomnosti kosmologické konstanty, jsou nestabilní, a proto by statický vesmír předvídaný Einsteinem nemohl existovat. Později, v roce 1931, sám Einstein souhlasil s výsledky Friedmanna a Lemaîtra. Obecná teorie relativity tedy předpověděla, že vesmír musí být nestatický – musí se buď roztahovat, nebo smršťovat. Expanze vesmíru objevená Edwinem Hubbleem v roce 1929 tuto předpověď potvrdila.
  • Předpověď teorie tažení snímku byla v souladu s nedávnými výsledky gravitační sondy B.
  • Obecná teorie relativity předpovídá, že světlo by mělo ztrácet svou energii, když cestuje pryč od hmotných těles prostřednictvím gravitačního červeného posuvu . To bylo ověřeno na Zemi a ve Sluneční soustavě kolem roku 1960.

Gravitace a kvantová mechanika

Otevřenou otázkou je, zda je možné popsat interakce gravitace v malém měřítku se stejným rámcem jako kvantová mechanika . Obecná teorie relativity popisuje objemové vlastnosti ve velkém měřítku, zatímco kvantová mechanika je rámcem pro popis interakcí hmoty v nejmenším měřítku. Bez úprav jsou tyto rámce nekompatibilní.

Jednou z cest je popis gravitace v rámci kvantové teorie pole , která úspěšně popsala další základní interakce . Elektromagnetická síla vzniká výměnou virtuálních fotonů , kde QFT popis gravitace je, že dochází k výměně virtuálních gravitonů . Tento popis reprodukuje obecnou relativitu v klasické limitě . Tento přístup však selhává na krátkých vzdálenostech řádu Planckovy délky , kde je vyžadována úplnější teorie kvantové gravitace (nebo nový přístup ke kvantové mechanice).

Specifika

Zemská přitažlivost

Zpočátku stacionární objekt, který může volně padat gravitací, klesne o vzdálenost, která je úměrná druhé mocnině uplynulého času. Tento snímek zabírá půl sekundy a byl pořízen rychlostí 20 záblesků za sekundu.

Každé planetární těleso (včetně Země) je obklopeno svým vlastním gravitačním polem, které lze pomocí newtonovské fyziky pojmout jako vyvíjející přitažlivou sílu na všechny objekty. Za předpokladu sféricky symetrické planety je síla tohoto pole v jakémkoli daném bodě nad povrchem úměrná hmotnosti planetárního tělesa a nepřímo úměrná druhé mocnině vzdálenosti od středu tělesa.

Pokud by k němu padal objekt se srovnatelnou hmotností jako Země, bylo by pozorovatelné odpovídající zrychlení Země.

Síla gravitačního pole se číselně rovná zrychlení objektů pod jeho vlivem. Rychlost zrychlení padajících objektů v blízkosti zemského povrchu se velmi mírně liší v závislosti na zeměpisné šířce, povrchových prvcích, jako jsou hory a hřebeny, a možná neobvykle vysoké nebo nízké hustotě podpovrchu. Pro účely vah a mír je standardní hodnota gravitace definována Mezinárodním úřadem pro váhy a míry v rámci Mezinárodní soustavy jednotek (SI).

Tato hodnota, označená g , je g = 9,80665 m / s 2 (32,1740ft / s 2 ).

Standardní hodnota 9,80665 m/s 2 je hodnota původně přijatá Mezinárodním výborem pro váhy a míry v roce 1901 pro 45° zeměpisné šířky, i když se ukázalo, že je příliš vysoká asi o pět dílů z deseti tisíc. Tato hodnota přetrvala v meteorologii a v některých standardních atmosférách jako hodnota pro 45° zeměpisné šířky, i když přesněji platí pro zeměpisnou šířku 45°32'33".

Za předpokladu standardizované hodnoty pro g a ignorování odporu vzduchu to znamená, že objekt padající volně blízko zemského povrchu zvyšuje svou rychlost o 9,80665 m/s (32,1740 ft/s nebo 22 mph) za každou sekundu svého sestupu. Objekt vycházející z klidu tedy dosáhne rychlosti 9,80665 m/s (32,1740 ft/s) po jedné sekundě, přibližně 19,62 m/s (64,4 ft/s) po dvou sekundách atd., přičemž se přidá 9,80665 m/s. (32,1740 ft/s) na každou výslednou rychlost. Také, opět ignorujeme odpor vzduchu, všechny předměty, když spadnou ze stejné výšky, dopadnou na zem ve stejnou dobu.

Padající věž pro gravitační experimenty, Univerzita v Brémách, Německo.
Padající věž pro gravitační experimenty, Univerzita v Brémách , Německo .

Podle 3. Newtonova zákona Země sama zažívá sílu stejnou velikostí a opačným směrem než síla , kterou působí na padající objekt. To znamená, že Země také zrychluje směrem k objektu, dokud se nesrazí. Protože je však hmotnost Země obrovská, zrychlení, které Zemi uděluje tato opačná síla, je ve srovnání se zrychlením objektu zanedbatelné. Pokud se objekt po srážce se Zemí neodrazí, každý z nich pak na ten druhý působí odpudivou kontaktní silou, která účinně vyrovnává přitažlivou gravitační sílu a zabraňuje dalšímu zrychlení.

Gravitační síla na Zemi je výslednicí (vektorový součet) dvou sil: (a) gravitační přitažlivosti v souladu s Newtonovým univerzálním gravitačním zákonem a (b) odstředivá síla, která je důsledkem volby zemského, rotačního referenční rámec. Gravitační síla je nejslabší na rovníku kvůli odstředivé síle způsobené rotací Země a protože body na rovníku jsou nejdále od středu Země. Gravitační síla se mění se zeměpisnou šířkou a roste od asi 9,780 m/s 2 na rovníku do asi 9,832 m/s 2 na pólech.

Rovnice pro padající těleso blízko povrchu Země

Za předpokladu konstantní gravitační přitažlivosti se Newtonův zákon univerzální gravitace zjednodušuje na F = mg , kde m je hmotnost tělesa a g je konstantní vektor s průměrnou velikostí 9,81 m/s 2 na Zemi. Tato výsledná síla je hmotnost objektu. Gravitační zrychlení se rovná tomuto g . Původně nehybný objekt, který může volně padat gravitací, klesá o vzdálenost, která je úměrná druhé mocnině uplynulého času. Snímek vpravo v délce půl sekundy byl pořízen stroboskopickým zábleskem o frekvenci 20 záblesků za sekundu. Během první 120 sekundy míč klesne o jednu jednotku vzdálenosti (zde je jednotkou asi 12 mm); o 220 klesl na celkem 4 jednotky; o 320 , 9 jednotek a tak dále.

Za stejných předpokladů konstantní gravitace, jejichž potenciální energie , E p , z tělesa ve výšce h je dána vztahem E p = MGH (nebo E p = Wh , přičemž W znamená, hmotnost). Tento výraz platí pouze pro malé vzdálenosti h od povrchu Země. Podobně výraz pro maximální výšku dosaženou vertikálně promítaným tělesem s počáteční rychlostí v je užitečný pouze pro malé výšky a malé počáteční rychlosti.

Gravitace a astronomie

Gravitace působí na hvězdy, které tvoří Mléčnou dráhu .

Aplikace Newtonova gravitačního zákona umožnila získání mnoha podrobných informací, které máme o planetách ve Sluneční soustavě, hmotnosti Slunce a podrobnostech kvasarů ; dokonce i existence temné hmoty je odvozena pomocí Newtonova gravitačního zákona. Přestože jsme neprocestovali všechny planety ani ke Slunci, známe jejich hmotnosti. Tyto hmotnosti jsou získány aplikací zákonů gravitace na měřené charakteristiky oběžné dráhy. Ve vesmíru si objekt udržuje svou oběžnou dráhu díky gravitační síle, která na něj působí. Planety obíhají kolem hvězd, hvězdy obíhají kolem galaktických center , galaxie obíhají kolem těžiště v kupách a kupy obíhají v nadkupách . Gravitační síla působící na jeden objekt druhým je přímo úměrná součinu hmotností těchto objektů a nepřímo úměrná druhé mocnině vzdálenosti mezi nimi.

Nejranější gravitace (možná ve formě kvantové gravitace, supergravitace nebo gravitační singularity ) se spolu s běžným prostorem a časem vyvinula během Planckovy epochy (až 10 - 43 sekund po zrození vesmíru), možná z pravěku. stavu (jako je falešné vakuum , kvantové vakuum nebo virtuální částice ), v současnosti neznámým způsobem.

Gravitační záření

Observatoř LIGO Hanford
LIGO Hanford Observatory umístěný ve Washingtonu, USA, kde se gravitační vlny poprvé pozorována v září 2015.

Obecná teorie relativity předpovídá, že energie může být ze systému transportována prostřednictvím gravitačního záření. Jakákoli zrychlující se hmota může vytvořit zakřivení v metrice časoprostoru, což je způsob, jakým je gravitační záření transportováno pryč ze systému. Objekty na společné oběžné dráze mohou vytvářet zakřivení v časoprostoru, jako je systém Země-Slunce, páry neutronových hvězd a páry černých děr. Dalším astrofyzikálním systémem, o kterém se předpokládá, že ztratí energii ve formě gravitačního záření, jsou explodující supernovy.

Prvním nepřímým důkazem gravitačního záření byla měření dvojhvězdy Hulse–Taylor v roce 1973. Tento systém se skládá z pulsaru a neutronové hvězdy na oběžné dráze kolem sebe. Jeho oběžná doba se od svého počátečního objevu zkrátila kvůli ztrátě energie, což je v souladu s množstvím ztráty energie v důsledku gravitačního záření. Tento výzkum byl oceněn Nobelovou cenou za fyziku v roce 1993.

První přímý důkaz gravitačního záření byl naměřen 14. září 2015 detektory LIGO . Byly změřeny gravitační vlny emitované během srážky dvou černých děr 1,3 miliardy světelných let od Země. Toto pozorování potvrzuje teoretické předpovědi Einsteina a dalších, že takové vlny existují. Otevírá také cestu pro praktické pozorování a pochopení podstaty gravitace a událostí ve vesmíru včetně Velkého třesku. Tvorba neutronových hvězd a černých děr také vytváří detekovatelné množství gravitačního záření. Tento výzkum byl oceněn Nobelovou cenou za fyziku v roce 2017.

Od roku 2020 je gravitační záření vyzařované sluneční soustavou příliš malé na to, aby se dalo měřit současnou technologií.

Rychlost gravitace

V prosinci 2012 výzkumný tým v Číně oznámil, že provedl měření fázového zpoždění zemského přílivu a odlivu během úplňku a novoluní, která, jak se zdá, dokazují, že rychlost gravitace se rovná rychlosti světla. To znamená, že pokud by Slunce náhle zmizelo, Země by normálně obíhala prázdný bod po dobu 8 minut, což je doba, kterou světlo potřebuje k překonání této vzdálenosti. Zjištění týmu byla zveřejněna v čínském vědeckém bulletinu v únoru 2013.

V říjnu 2017 detektory LIGO a Virgo přijaly signály gravitačních vln do 2 sekund poté, co satelity gama záření a optické dalekohledy zachytily signály ze stejného směru. To potvrdilo, že rychlost gravitačních vln byla stejná jako rychlost světla.

Anomálie a nesrovnalosti

Existují některá pozorování, která nejsou dostatečně zohledněna a která mohou poukazovat na potřebu lepších teorií gravitace nebo mohou být vysvětlena jinými způsoby.

Rotační křivka typické spirální galaxie: předpovězená ( A ) a pozorovaná ( B ). Nesoulad mezi křivkami je připisován temné hmotě .
  • Extra rychlé hvězdy : Hvězdy v galaxiích sledují rozložení rychlostí, kdy se hvězdy na okraji pohybují rychleji, než by měly podle pozorovaného rozložení normální hmoty. Galaxie v galaktických kupách vykazují podobný vzor. Temná hmota , která by interagovala gravitací, ale ne elektromagneticky, by odpovídala za tento rozpor. Byly také navrženy různé modifikace newtonovské dynamiky .
  • Anomálie průletu : Různé kosmické lodě zaznamenaly větší zrychlení, než se očekávalo běhemmanévrů s pomocí gravitace .
  • Zrychlující se expanze : Zdá se, že metrická expanze vesmíru se zrychluje. Aby to vysvětlila, byla navržena temná energie . Nedávným alternativním vysvětlením je, že geometrie prostoru není homogenní (kvůli kupám galaxií) a že když jsou data reinterpretována, aby to vzala v úvahu, expanze se nakonec nezrychluje, nicméně tento závěr je sporný.
  • Anomální nárůst astronomické jednotky : Nedávná měření naznačují, že oběžné dráhy planet se rozšiřují rychleji, než kdyby to bylo pouze tím, že Slunce ztrácí hmotu vyzařováním energie.
  • Extra energetické fotony : Fotony putující galaktickými kupami by měly získat energii a poté ji znovu ztratit na cestě ven. Zrychlující se expanze vesmíru by měla zastavit fotony vracející veškerou energii, ale i když to vezmeme v úvahu, fotony z kosmického mikrovlnného záření na pozadí získají dvakrát více energie, než se očekávalo. To může naznačovat, že gravitace klesá rychleji než inverzní kvadratura na určitých vzdálenostech.
  • Extra masivní vodíková mračna : Spektrální čáry lesa Lyman-alfa naznačují, že vodíková mračna jsou v určitých měřítcích více shlukovaná, než se očekávalo, a podobně jako temné proudění mohou naznačovat, že gravitace klesá pomaleji než inverzní kvadratura v určitých měřítcích vzdálenosti.

Alternativní teorie

Historické alternativní teorie

Moderní alternativní teorie

Viz také

Poznámky pod čarou

Reference

Další čtení

externí odkazy